XENONnT ตรวจพบโซลาร์นิวทริโนพลังงานต่ำที่สุดเท่าที่เคยสังเกตได้

เครื่องตรวจจับ XENONnT ถูกสร้างขึ้นเพื่อค้นหา WIMPs หรืออนุภาคสสารมืดชนิดหนึ่ง แต่ความไวระดับสูงและสภาพแวดล้อมที่มีพื้นหลังต่ำมากกลับทำให้มันกลายเป็นเครื่องมือศึกษานิวทริโนจากดวงอาทิตย์ได้ด้วย

ความร่วมมือ XENON ประกาศที่ห้องปฏิบัติการ INFN Gran Sasso ในอิตาลีว่า XENONnT สามารถสังเกตโซลาร์นิวทริโนพลังงานต่ำจากการกระเจิงกับอิเล็กตรอนในคริปทอนเหลวได้เป็นครั้งแรก ผลการวัดนี้ขยายขอบเขตการตรวจพบนิวทริโนโดยตรงลงมาถึงพลังงานประมาณ 17 keV ซึ่งเป็นระดับต่ำที่สุดที่มีการรายงาน และสัญญาณที่พบมี pp นิวทริโนเป็นองค์ประกอบหลัก 22

นิวทริโนทิ้งร่องรอยเล็กจิ๋วไว้อย่างไร

นิวทริโนแทบไม่ทำปฏิกิริยากับสสาร เมื่อโซลาร์นิวทริโนชนกับอิเล็กตรอนในคริปทอนเหลว อิเล็กตรอนจะได้รับพลังงานเพียงเล็กน้อยและเกิดการดีดตัวกลับ พลังงานดังกล่าวสร้างสัญญาณสองชนิด ได้แก่

• แสงวาบทันทีจากคริปทอนเหลว
• แสงอิเล็กโทรลูมิเนสเซนซ์อีกสัญญาณหนึ่ง เมื่ออิเล็กตรอนที่ถูกปลดปล่อยถูกดึงขึ้นไปยังชั้นก๊าซด้านบน

การวัดสัญญาณทั้งสองช่วยให้นักวิจัยคำนวณพลังงานและตำแหน่งของเหตุการณ์แต่ละครั้งได้ จากนั้นจึงนำข้อมูลจำนวนมากมาเทียบกับรูปแบบทางสถิติที่คาดว่าจะเกิดจากนิวทริโน รวมถึงพื้นหลังจากกัมมันตรังสีและความผิดพลาดของเครื่องมือ

ตัวเลขประมาณ 17 keV หมายถึงระดับพลังงานของนิวทริโนที่การวิเคราะห์เข้าถึงได้ ไม่ใช่พลังงานที่นิวทริโนถ่ายโอนไปยังอิเล็กตรอนทั้งหมดในทุกเหตุการณ์ การประกาศผลระบุว่าสัญญาณที่ตรวจพบเป็นโซลาร์นิวทริโนพลังงานต่ำ โดยมี pp นิวทริโนเป็นสัดส่วนหลัก 22

pp นิวทริโนคืออะไร และเหตุใดจึงสำคัญต่อดวงอาทิตย์

pp นิวทริโนเกิดขึ้นในขั้นตอนแรกของห่วงโซ่ฟิวชันโปรตอน–โปรตอนภายในดวงอาทิตย์:

[
p+p\rightarrow d+e^++\nu_e
]

ปฏิกิริยานี้เป็นจุดเริ่มต้นของกระบวนการที่เปลี่ยนไฮโดรเจนให้กลายเป็นฮีเลียม ห่วงโซ่ pp เป็นแหล่งพลังงานหลักของดวงอาทิตย์ ดังนั้น pp นิวทริโนจึงทำหน้าที่เป็นผู้ส่งสารโดยตรงจากปฏิกิริยาฟิวชันในแกนกลางดวงอาทิตย์

ข้อได้เปรียบสำคัญคือ นิวทริโนหลุดออกจากบริเวณที่เกิดปฏิกิริยาได้แทบจะทันที ขณะที่พลังงานในรูปแสงต้องใช้เวลานานกว่าจะเดินทางจากแกนกลางมายังพื้นผิว การวัด pp นิวทริโนจึงเปิดทางให้นักวิทยาศาสตร์ตรวจสอบฟิวชันที่กำลังขับเคลื่อนดวงอาทิตย์ได้โดยตรงกว่าการอาศัยแสงอาทิตย์เพียงอย่างเดียว

เหตุใด XENONnT จึงมองเห็นสัญญาณที่เบาบางเช่นนี้ได้

หัวใจของ XENONnT คือเครื่องตรวจจับแบบ time projection chamber สองเฟส ซึ่งมีคริปทอนเหลวเป็นเป้าหมายที่ใช้งานอยู่ 5.9 ตัน มวลขนาดใหญ่เพิ่มโอกาสที่อนุภาคหายากจะเกิดปฏิกิริยา ขณะที่การวัดทั้งแสงวาบและไอออไนเซชันช่วยระบุพลังงานและตำแหน่งของเหตุการณ์ได้ 5

อย่างไรก็ตาม อุปสรรคสำคัญไม่ได้มีเพียงจำนวนนิวทริโนที่น้อยมาก แต่ยังรวมถึง “พื้นหลัง” ที่อาจเลียนแบบสัญญาณนิวทริโนได้ด้วย การสลายตัวของเรดอนและผลิตภัณฑ์จากการสลายตัวสามารถสร้างการดีดตัวของอิเล็กตรอนที่มีลักษณะคล้ายกัน

ความร่วมมือ XENON จึงใช้ระบบกลั่นด้วยความเย็นแบบออนไลน์เพื่อกำจัดเรดอนออกจากคริปทอนอย่างต่อเนื่อง ความเข้มข้นของ (^{222}\mathrm{Rn}) ในบริเวณตรวจจับลดลงมาอยู่ที่ประมาณ (0.90\ \mu\mathrm{Bq/kg}) ซึ่งเป็นระดับที่พื้นหลังจากเรดอนใกล้เคียงกับพื้นหลังที่หลีกเลี่ยงไม่ได้จากโซลาร์นิวทริโน 1819

การติดตั้งเครื่องตรวจจับไว้ใต้ดินลึกในห้องปฏิบัติการ Gran Sasso ยังช่วยลดเหตุการณ์จากรังสีคอสมิก ผลที่ได้คือสภาพแวดล้อมที่นักวิจัยสามารถใช้การวิเคราะห์รูปทรงของสเปกตรัมเพื่อแยกสัญญาณนิวทริโนออกจากพื้นหลัง แทนที่จะต้องค้นหาการชนของนิวทริโนเพียงเหตุการณ์เดียวท่ามกลางสัญญาณรบกวนจำนวนมาก 22

ผลลัพธ์ใหม่นี้ต่อยอดจากการตรวจพบนิวทริโนโบรอน-8 อย่างไร

การวัดครั้งใหม่นี้ใช้ช่องทางการตรวจจับที่แตกต่างจากผลลัพธ์ของ XENONnT ในปี 2024 ครั้งนั้นทีมวิจัยค้นหาโซลาร์นิวทริโน (^{8}\mathrm{B}) ผ่านการกระเจิงแบบยืดหยุ่นเชิงสอดคล้องระหว่างนิวทริโนกับนิวเคลียส หรือ CEνNS นิวทริโนจะถ่ายโอนแรงสะท้อนกลับไปยังนิวเคลียสของอะตอมคริปทอน และสร้าง “การดีดตัวของนิวเคลียส” ผลการวิเคราะห์มีนัยสำคัญทางสถิติ 2.73σ ซึ่งยังไม่ใช่การค้นพบที่ระดับ 5σ 23

ส่วนการวัดพลังงานต่ำครั้งใหม่นี้ศึกษาการกระเจิงระหว่างนิวทริโนกับอิเล็กตรอน จึงตรวจจับ “การดีดตัวของอิเล็กตรอน” แทน ทั้งสองผลลัพธ์แสดงให้เห็นว่าเครื่องตรวจจับเดียวกันสามารถมองเห็นลายเซ็นของนิวทริโนจากดวงอาทิตย์ได้สองแบบ ได้แก่

• การดีดตัวของอิเล็กตรอน จากการกระเจิงกับอิเล็กตรอน ซึ่งเข้าถึง pp นิวทริโนพลังงานต่ำ
• การดีดตัวของนิวเคลียส จากกระบวนการ CEνNS เช่นเดียวกับผลจากนิวทริโนโบรอน-8

ความแตกต่างนี้มีความสำคัญ เพราะแต่ละช่องทางเปิดหน้าต่างคนละบานสู่สเปกตรัมพลังงานของดวงอาทิตย์และฟิสิกส์ของแกนกลางดวงอาทิตย์

“หมอกนิวทริโน” กับขีดจำกัดใหม่ของการค้นหาสสารมืด

สำหรับการทดลองค้นหาสสารมืด โซลาร์นิวทริโนมีสถานะสองด้าน ด้านหนึ่งมันเป็นสัญญาณทางฟิสิกส์จริงที่น่าสนใจ แต่อีกด้านหนึ่ง การดีดตัวจากนิวทริโนอาจดูคล้ายเหตุการณ์ที่เกิดจาก WIMPs

พื้นหลังนี้ไม่สามารถกำจัดได้ด้วยการทำฉนวนป้องกันทั่วไป เพราะนิวทริโนทะลุผ่านสสารได้เกือบโดยไม่ถูกรบกวน นักฟิสิกส์จึงมักเรียกพื้นหลังที่หลีกเลี่ยงไม่ได้ว่า “หมอกนิวทริโน” หรือ neutrino fog

คำว่า “หมอก” ไม่ได้หมายถึงกำแพงที่ผ่านไม่ได้โดยสิ้นเชิง นักวิจัยยังอาจใช้รูปทรงของสเปกตรัม การเปรียบเทียบเป้าหมายหลายชนิด ข้อมูลทิศทาง และความรู้ที่แม่นยำขึ้นเกี่ยวกับฟลักซ์นิวทริโนจากดวงอาทิตย์ เพื่อแยกสัญญาณ WIMP ในเชิงสถิติได้ แต่เมื่อความไวของเครื่องตรวจจับเพิ่มขึ้น การปรับปรุงจะทำได้ยากขึ้น และความไม่แน่นอนเชิงระบบจะมีบทบาทมากกว่าเดิม ผล CEνNS จากนิวทริโนโบรอน-8 ของ XENONnT ถือเป็นหนึ่งในตัวอย่างโดยตรงระยะแรกของพื้นหลังประเภทนี้ในเครื่องตรวจจับสสารมืด 12

XLZD จะขยายขอบเขตไปได้ไกลแค่ไหน

XLZD คือหอดูดาวคริปทอนเหลวรุ่นถัดไปที่อยู่ระหว่างการออกแบบ โดยมีเป้าหมายใช้คริปทอนเหลวเป็นเป้าหมายที่ใช้งานอยู่ประมาณ 60 ตัน และอาจเพิ่มได้ถึง 80 ตัน หากเงื่อนไขด้านการจัดหาคริปทอนเอื้ออำนวย ปริมาณดังกล่าวมากกว่า XENONnT ราวหนึ่งระดับขนาด และจะเพิ่มปริมาณข้อมูลสำหรับทั้งการค้นหา WIMPs และการศึกษานิวทริโน 3235

มวลที่มากขึ้นไม่ได้หมายถึงเพียงจำนวนเหตุการณ์ที่เพิ่มขึ้นเท่านั้น แต่ยังอาจช่วยให้วัดฟลักซ์และสเปกตรัมของ pp นิวทริโนได้แม่นยำกว่าเดิม รวมถึงศึกษาความน่าจะเป็นที่นิวทริโนอิเล็กตรอนจะคงสถานะเดิมระหว่างเดินทางจากดวงอาทิตย์มายังโลก ขณะเดียวกัน XLZD ก็ถูกออกแบบให้สำรวจบริเวณที่สัญญาณจาก WIMPs เข้าใกล้พื้นหลังจาก “หมอกนิวทริโน” 3239

บทเรียนสำคัญจาก XENONnT คือ การค้นหาสสารมืดและดาราศาสตร์นิวทริโนจากดวงอาทิตย์กำลังกลายเป็นงานวิจัยที่เชื่อมโยงกันอย่างแยกไม่ออก ความบริสุทธิ์ของวัสดุ เสียงรบกวนที่ต่ำ และเทคโนโลยีที่มีความไวสูง ซึ่งเดิมพัฒนาขึ้นเพื่อค้นหาเหตุการณ์ WIMP ที่หายาก สามารถนำมาใช้ตรวจจับร่องรอยอันเบาบางของฟิวชันในใจกลางดวงอาทิตย์ได้เช่นกัน